Astrophotographie. 279 
karte, die zugleich den Katalog sümmtlicher Fixsterne bis zur 11. Grósse liefern 
soll, und an deren Vollendung zahlreiche Sternwarten arbeiten. Fast alle hierauf 
bezüglichen Publikationen sind in dem (nicht im Handel befindlichen) »Bulletin 
du comité international permanent pour l'exécution photographique de la Carte 
du Ciel«, welches vom »Institut de France« herausgegeben wird, veröffentlicht. 
Es wird daher wohl geeignet sein, hier etwas näher auf die Methoden an der 
Hand jener Veröffentlichungen einzugehen. Abgesehen aber von der photo- 
graphischen Karte hat man, wie im obigen Artikel ausgeführt, auch an ver- 
schiedenen Sternwarten Einzelaufnahmen, insbesondere von Sternhaufen gemacht, 
und die zahlreichen Glieder einer solchen Gruppe mit Schärfe gemessen, schon 
um zu untersuchen, ob die photographische Methode hier der direkten Messung 
gewachsen oder gar überlegen ist. In letzteren Fällen handelt es sich meist 
nur um die Ausmessung sehr kleiner Distanzen, und es lassen sich die 
Reductionen für den speciellen Fall dann erheblich vereinfachen und in der 
Berechnung abkürzen. Solche Aufnahmen sind in neuerer Zeit in Potsdam, an 
der v. KurrNER'schen Sternwarte in Wien u. s. w. gemacht, während vor über 
20 Jahren schon RuTHERFURD viele ühnliche Versuche machte; die Platten sind 
nach dem Tode des letzteren in den Besitz des Columbia College, New-York, 
übergegangen und dort zum Theil vermessen. 
Mit den Ausmessungen und der Ableitung der Sternpositionen nach den 
photographischen Platten haben sich namentlich D. GiLr (Cap der guten Hoffnung), 
G. H. v. d. SANDE BAKHUYZEN (Leiden), KAPTEYN (Groningen), THIELE (Kopen 
hagen), SCHEINER (Potsdam), H. Jacory (New-York) und OPPENHEIM (Wien) 
beschäftigt. 
Welche Methode der Messung und Reduction man anwendet, jede ist in 
den Resultaten folgenden Fehlerquellen unterworfen, die beseitigt, untersucht 
oder eliminirt werden müssen: 1) der optischen Distorsion des Feldes, 2) der 
Deformation oder Verzerrung der empfindlichen Schicht, 3) der fehlerhaften Lage 
der Platte, indem die vom Objectivmittelpunkt zum Mittelpunkt der Platte 
gezogene gerade Linie nicht senkrecht zur empfindlichen Schicht ist, 4) dem 
Fehler im Scalenwerth, der von der Entfernung des Objectivs von der empfind- 
lichen Schicht abhángt und in Folge der Ausdehnung sowohl des Rohres als 
auch der Platte, und der Aenderung der Brennweite durch die Temperatur auch 
mit dieser veränderlich ist, und endlich 5) den Fehlern in der Orientirung und 
des Nullpunktes des Negativs. Hierzu treten dann die Correctionen für Refraction, 
Aberration, Prácession und Nutation, um den Sternort für eine gegebene Epoche 
zu erhalten, schliesslich event. die Umwandlung der gemessenen Coordinaten in 
Rectascension und Deklination. 
Die Distorsion oder optische Verzerrung kann für jedes Objectiv durch 
besondere Aufnahme ermittelt werden. Hierzu, wie für die Ermittelung der 
Deformation der Schicht, ist, wie schon an anderer Stelle gesagt wurde, die 
Aufphotographirung eines Netzes auf die Platte erforderlich, oder doch von 
grósster Wichtigkeit. Alsdann ist die einfachste Methode zur Bestimmung der 
optischen Distorsion des photographischen Feldes die, dass man Himmelsgegenden 
photographirt, die eine grosse Anzabl von Sternen enthalten, deren relative 
Oerter so genau als móglich nach verschiedenen und unabhängigen Methoden 
bestimmt sind. Es werden dann die Entfernungen dieser Sterne vom Centrum 
des photographirten Netzes gemessen und diese mit denselben Abstánden ver- 
glichen, die nach den in unabhängiger Weise ermittelten Coordinaten berechnet 
sind. Es ist eine sich hier sofort aufdrángende Frage die, ob es móglich ist, die